Dark Matter Annihilation in the light of EGRET, HEAT, WMAP, INTEGRAL and ROSAT
ROSAT银河风观测证实，我们的银河系发射超新星驱动的银河风，在银河平面上风速约为150公里/秒。这种强度的银河风与目前各向同性的宇宙线传输模型是不相容的。为了在银河风的存在下重现我们的本地CR，带电CR需要比标准的各向同性GALPROP模型更加本地化。这要求各向异性扩散是星际介质中的主要扩散模式，特别是在盘和晕中的扩散是不同的。此外，小尺度的现象，如捕获的分子云复合物和我们当地的环境结构可能会影响二次CR生产率和我们当地的CR密度梯度。介绍了一个与ROSAT观测结果相一致的各向异性对流驱动传输模型（aCDM）。这也解释了INTEGRAL观察到的大凸起/盘比。此外，这样的模型预测增加的$e^+/(e^++e^-)$ -分数所观察到的PAMELA和HEAT，如果在408 MHz和WMAP范围内的同步加速器的限制被考虑在内。不需要暗物质的额外贡献。的aCDM是能够解释的情况下，正电子湮没信号从分子云所观察到的INTEGRAL凭借的机制，限制和各向同性的MC之间的CR。我们发现，EGRET过剩的扩散$γ$ -射线目前不能解释的天体物理效应在这种类型的模型和解释的EGRET过剩的暗物质湮灭是完全符合所有的观测约束从本地CR通量和同步辐射。
2008-11-17 astro-ph
The Case for a 700+ GeV WIMP: Cosmic Ray Spectra from PAMELA, Fermi and ATIC
多条证据表明，在星系晕中异常注入了高能e+-。最近的$e^+$分数谱从有效载荷的反物质物质探索和轻核天体物理学（PAMELA）显示了急剧上升到100 GeV。费米伽马射线太空望远镜发现，在100 GeV以上的e+e-宇宙射线谱有一个显著的硬化，并在1 TeV左右有一个中断。高级薄电离量热计（ATIC）也检测到类似的过量，回落到预期的光谱在1 TeV及以上。WMAP数据中朝向银河系中心的多余微波与来自10-100 GeV e+-（WMAP "Haze“）的硬同步辐射一致。我们认为，暗物质湮灭可以提供一个一致的解释所有这些数据，主要集中在轻子模式，直接或通过一个新的轻玻色子。将信号归一化到最高能量证据（费米和HESS），我们发现类似的截面提供了与PAMELA和Haze的良好拟合，并且所需的截面和湮灭模式都可以在Sommercion增强湮灭的模型中实现。这些模型自然地预测了银河系中心通过各种机制产生的大量伽马射线。最值得注意的是，有一个强大的逆康普顿散射（ICS）伽马射线信号产生的高能电子和正电子，在费米/GLAST能量，这应该提供确凿的证据，这种生产。
2009-08-24 astro-ph hep-ph
Target dark matter detection rates in models with a well-tempered neutralino
在LEP 2之后的时代，根据WMAP最近对宇宙中冷暗物质（CDM）丰度的测量，许多超对称模型倾向于预测1。CDM过多; 2.中性伴子暗物质的直接探测率低得令人悲观。然而，在具有“温和的中性伴子”的模型中，中性伴子的组成被调整以给出CDM的测量丰度，中性伴子通常是混合的bino-wino或混合的bino-higgsino状态。随着必要的增强中性伴子湮灭率，这些模型往往会给升高的直接检测散射率相比，预测超对称模型与普遍的软破缺条款。我们提出了中性伴子直接检测截面从各种模型包含一个良好的回火中性伴子，并找到截面渐近线与可检测的散射率。这些渐近速率提供了各种直接CDM检测实验应该瞄准的目标。相比之下，在中性伴子质量而不是其成分变化的模型中，通过共振湮灭或共湮灭来给出WMAP遗迹密度，中性伴子基本上保持着双星的性质，直接探测率可能低于所有拟议实验的预期范围。
2006-11-30 astro-ph hep-ph
Probing Neutralino Resonance Annihilation via Indirect Detection of Dark Matter
在R宇称守恒超对称模型中，最轻的中性伴子是解释宇宙中冷暗物质存在的有力候选者。在最小超引力（mSUGRA）模型中，可以找到一个遗迹密度符合最近的WMAP数据的参数$\tanβ$的大值，在早期宇宙中的中性伴子湮灭发生通过广泛的s通道共振的赝标量希格斯玻色子$A$。我们通过1绘制出间接检测中性伴子的速率。探测地球或太阳核心中中性伴子湮灭产生的中微子; 2.探测星系晕中中性伴子湮灭产生的伽马射线、反质子和正电子。如果$A$共振湮灭确实是早期宇宙中中性子的主要汇，那么信号可能出现在伽马射线、反质子和正电子通道中，而中微子通道中的信号可能不存在。这与其中可能出现{ \it all}间接检测信号的双曲线分支/焦点（HB/FP）区域形成对比，并且还与其中可能出现{ \it none}间接信号的STAU共湮灭区域形成对比。
2003-12-26 astro-ph hep-ph
TeV gamma-rays and the largest masses and annihilation cross sections of neutralino dark matter
出于最近的结果的解释TeV伽马辐射从银河系中心，包括新的2004年HESS数据，作为暗物质粒子湮灭的副产品，我们解决的问题，最大可能的中性伴子质量和对湮灭截面在超对称模型。扩展参数空间的极小模型，如mSUGRA和mAMSB的情况下，一般的软超对称性打破希格斯质量提供了最大可能的对湮灭率，对应于共振湮灭中性伴子最大的高吉诺-希格西诺混合。采用模型无关的方法，我们提供了分析和数值上限的中性伴子对湮灭截面。一个可能的漏洞是由非微扰电弱共振的发生，我们也考虑在这里的情况。然后，我们表明，在极端的情况下，在胶子（共）湮灭的QCD效应的彻底列入，使中性伴子的质量在数百TeV的范围内，远远超出了s波么正性约束，可行的暗物质的候选人。最后，我们概述了中性伴子的质量和截面的模型热产生的WMAP遗迹丰度的范围，从而提供“最佳情况”的间接超对称暗物质探测率的参考值。
2005-10-27 astro-ph hep-ph
The impacts of dark matter particle annihilation on recombination and the anisotropies of the cosmic microwave background
宇宙的复合历史为限制暗物质粒子的湮灭提供了一个有用的工具。即使是宇宙黑暗时代湮灭的一小部分暗物质粒子也能提供足够的能量来影响重子气体的电离状态。虽然这种效应对于中性伴子来说太小了，但较轻的暗物质候选粒子，例如质量为1-100 MeV的，最近被提出来解释银河系中心观测到的过量正电子，可能会在宇宙微波背景（CMB）温度和极化各向异性上产生可观测到的差异。复合时代的湮灭主要影响小角尺度（大$\ell$）的CMB各向异性，与早期再电离的影响有明显不同。我们进行了多参数分析的CMB数据，包括两个WMAP的第一年和第三年的数据，和ACBAR，Boomerang，CBI，和VSA的数据。假设观测到的银河系中心区域多余的$e^+e^-$对是由暗物质湮灭产生的，并且湮灭中产生的相当大一部分能量在复合过程中沉积在重子气体中，我们用当前的数据集得到$M<8 \MeV$的暗物质质量极限为95。
2006-11-30 astro-ph hep-ph
Radio constraints on dark matter annihilation in the galactic halo and its substructures
暗物质的湮灭通常与伽马射线一起产生相当数量的电子和正电子。银河系磁场中的e+e-回旋然后产生次级同步辐射，从而提供了一种间接的手段来约束DM信号本身。为此，我们计算的无线电发射的星系晕，以及从其预期的子结构，然后我们将其与测量的弥漫性无线电背景进行比较。我们采用多频方法，使用相关频率范围100 MHz-100 GHz的数据，以及WMAP霾数据在23 GHz。对于DM质量m_chi=100 GeV，导出的约束为<sigma_A*v>=10^{-24} cm 3 s^{-1}的量级，但这明显取决于天体物理学的不确定性，特别是对银河系磁场模型的假设。来自单个明亮团块的信号反而在很大程度上被扩散效应衰减，并且仅提供差的检测前景。
2009-01-22 astro-ph
Constraining Supersymmetric Dark Matter With Synchrotron Measurements
中性伴子暗物质（或其他暗物质候选者）的湮灭产生电子和正电子，以及其他标准模型态。这些粒子由于与银河磁场相互作用而发射出同步加速器光子。在这封信中，我们使用WMAP卫星的测量来限制这种同步辐射的强度，反过来，最轻的中性伴子的湮灭截面。我们发现这个约束比任何其他当前间接检测通道所提供的约束更严格。特别是，对于能量为100 GeV（500 GeV）的中性伴子，中性伴子湮灭的截面必须小于~ 3 x 10^-26 cm ^3/s（1 x 10^25 cm ^3/s）。对于银河系内部8千秒差距内完全平坦的暗物质分布的保守情况，约束的严格性大约是30倍。即使在这种保守的情况下，同步加速器的测量也强烈限制了早期宇宙中非热产生wino或higgsino中性伴子暗物质的可能性。
2008-01-28 astro-ph hep-ph
SZ effect from Dark Matter annihilation
在这封信中，我们推导了由弱相互作用大质量粒子（这里假设是中性伴子）在冷暗物质（CDM）主导的引力束缚结构中湮灭产生的次级电子引起的SZ效应。结果表明，DM诱导的SZ效应具有特定的谱形和振幅，其振幅随中性伴子质量M_{chi}的减小而增大。后发座星系团上可用的SZ数据设定了数量<sigma V>n^2_{chi}的上限，该上限可以与Omega_m h^2的WMAP约束相结合，以限制<σV> - M_{chi}平面中可用的中性伴子模型。我们描绘了各种潜在的应用，这种方法来约束的物理性质的暗物质粒子的研究星系团和矮球状星系在未来的高灵敏度SZ实验。
2004-05-24 astro-ph
Impact of dark matter decays and annihilations on reionization
区分各种暗物质候选者的可能方法之一是研究暗物质衰变的影响。我们考虑四种不同的暗物质候选者（轻暗物质，引力子，中性子和不育中微子），为他们每个人推导的衰变/湮灭率，再电离，物质温度和CMB光谱的影响。我们发现轻暗物质粒子（1-10 MeV）和无菌中微子（2-8 keV）可以成为部分早期再电离（z<~100）的源。然而，相对于WMAP三年观测结果（τ_e=0.09+/-0.03），它们对汤姆逊光学厚度的综合贡献很小（<~0.01）。最后，它们可以显著影响物质温度的行为。相反，重暗物质候选者（引力伴子和中性伴子）对再电离和加热的影响是最小的。所有考虑的暗物质粒子对CMB光谱的影响完全可以忽略不计。
2006-05-10 astro-ph
Indirect Searches For Dark Matter: Signals, Hints and Otherwise
在2007年的超对称性会议上，我被要求回顾一下间接寻找暗物质的主题。作为演讲的一部分，我总结了几个被解释为暗物质湮灭产物的观察结果。在我对会议的贡献中，我决定集中讨论我演讲的这一方面。特别是，我将讨论的宇宙正电子谱测量的热，511 keV的发射从银河系隆起测量的积分，银河系和河外伽玛射线谱测量的EGRET，和微波过剩从银河系中心观测到的。
2007-10-10 astro-ph hep-ph
Are two kinds of dark matter seen in Galactic gamma rays?
EGRET和WMAP观测到的1-100 GeV范围内的过量银河伽马射线被解释为暗物质（LSP）湮灭的信号。我们认为，过量的TeV伽马射线从银河系中心所观察到的H.E.S.S.表明它含有较重的暗物质成分，但残留物密度很小。
2005-01-10 astro-ph
A Theory of Dark Matter
我们提出了一个全面的暗物质理论，解释了最近在高能天体物理学中意外观测的扩散。ATIC和PAMELA的宇宙线谱需要质量为M_chi ~ 500 - 800 GeV的WIMP湮灭成轻子，其水平远高于热遗迹的预期水平。来自WMAP和EGRET的信号加强了这一解释。总之，我们认为这些事实意味着在暗区存在一个GeV级的新力量。长距离允许索末菲增强，以提高湮灭截面的要求，而不改变弱尺度湮灭截面期间，暗物质冻结在早期宇宙。如果暗物质湮灭成新的力载体，它的低质量可以迫使它主要衰变成轻子。如果力载体是非阿贝尔规范玻色子，则暗物质是多重态的一部分，这些态之间的分裂自然产生，大小为α m_phi ~ MeV，导致了先前提出的用于解释INTEGRAL卫星观测到的银河系中心正电子湮灭的激发暗物质（XDM）方案。也可以预期较小的分裂，为DAMA年度调制信号的非弹性暗物质（iDM）解释参数提供了一个天然来源。由于索末菲增强在低速时最为显著，因此红移约为10的早期暗物质晕可能会对宇宙的电离历史产生可观察到的影响，并且子结构比传统的WIMP更容易探测。此外，矮星系和银河系暗晕的低速色散可以大大增加子结构湮灭信号。
2009-01-20 astro-ph hep-ph
Indirect Dark Matter Signals
暗物质湮灭（DMA）可能会产生过量的伽马射线和反物质粒子，如反质子和正电子，高于宇宙射线相互作用的背景。在文献中已经讨论了几个特征，从HEAT、AMS-01和PAMELA观测到的正电子过剩，EGRET谱仪观测到的伽马射线过剩，WMAP雾，以及CAPRICE、BESS和PAMELA观测到的反质子约束。不幸的是，不同的签名都导致不同的WIMP质量，这表明至少有一些解释可能是不正确的。在这里，我们回顾它们，并讨论它们的相对优点和不确定性。来自ROSAT的新的X射线数据表明，在我们的银河系中存在着不可忽略的对流，这导致DMA产生的带电粒子的数量级不确定性，因为即使是相当小的对流也会使晕中的带电粒子漂移到太空。
2008-10-10 astro-ph
Dark stars: Implications and constraints from cosmic reionization and extragalactic background radiation
由暗物质湮灭提供能量的暗星被认为是宇宙中最早的光源。据信这些恒星形成于低质量迷你晕的中央暗物质尖端。最近的计算表明，恒星质量可达\sim 1000太阳质量和/或有很长的寿命。因此，来自这些物体的紫外光子可能对宇宙再电离有重要贡献。在这里，我们表明，这样的暗星模型将需要一个有点人工再电离的历史，基于双再电离阶段和晚恒星爆发附近的红移$z\sim6$，为了满足WMAP约束的光学深度以及冈恩-彼得森约束在$z\sim6$。这表明，如果暗星在早期宇宙中很常见，那么预测一些类似于常规Pop. III恒星的紫外光子的模型是首选。这不包括进入主序星阶段的100个太阳质量的暗星，以及导致紫外光子数量大幅增加的其他模型。我们还推导出大规模的约束，以及轻暗物质候选人从所观察到的X射线，γ射线和中微子的背景，考虑暗物质配置文件已陡峭的暗恒星形成过程中。这增加了在高红移时的聚集因子，并导致早期宇宙中更高的暗物质湮灭率。我们还估计了暗恒星残余物中湮灭产物的潜在贡献，这可能为进一步约束此类模型提供了一条有前途的道路，但目前仍不确定。
2009-01-27 astro-ph hep-ph
Indirect, Direct and Collider Detection of Neutralino Dark Matter
我们通过间接探测中性伴子暗物质，研究了在最小超引力（mSUGRA）模型中发现超对称性的前景。我们研究中微子望远镜中μ介子的探测率，以及气球和空间实验中光子、正电子和反质子的探测率。我们比较发现在这些渠道达到达到直接探测暗物质，也达到了对撞机实验，如费米实验室Tevatron，欧洲核子研究中心LHC和$\sqrt{s}=0.5-1$ TeV线性$e^+e^-$对撞机。我们特别注意区域的模型参数空间符合最近的WMAP结果的暗物质密度的宇宙。我们发现冰立方中微子望远镜以及第三代直接暗物质探测实验应该能够覆盖参数空间双曲分支/焦点（HB/FP）区域的{\it整个} WMAP允许的部分。这与CERN LHC或线性$e^+e^-$对撞机的情况相反，在那里只能访问HB/FP区域的一小部分。此外，我们发现，$γ$的，$e^+$的和$\bar{p}$的检测应该发生在HB/FP区域的大部分，以及在低$m_{1/2}$部分的$A$湮灭漏斗，并将补充通过在这些地区的对撞机搜索。
2004-07-13 astro-ph hep-ph
Dark Matter in Gauge Mediation from Emergent Supersymmetry
从突现超对称性的观点出发，研究了中性伴子暗物质在规范介导下的生存性。在这个方案中，超对称性在普朗克尺度下破缺，因此引力子是超重的，完全脱离了低能理论。夸克和slepton获得他们的软质量主要通过规范调解与其他机制高度抑制。与传统的规范调解相反，最轻的超对称伙伴是中性伴子，它也是暗物质的候选者。通过对低能谱的显式计算，利用WMAP观测到的暗物质的残余密度、LEP 2 Higgs质量边界、超对称伙伴的对撞机边界和奇异B介子衰变约束了参数空间.我们发现，该模型具有有趣的混合功能，如近规范介导的频谱（例外是超重引力子），但与占主导地位的mSUGRA-like bino-stau共湮灭通道和大$\tan β$，A-共振般的湮灭。
2007-05-15 astro-ph hep-ph
Dark matter substructure and gamma-ray annihilation in the Milky Way halo
我们目前的初步结果从“通过Lactea”，最高分辨率的模拟银河CDM子结构的日期。在WMAP 3年宇宙学中，它遵循了一个银河系大小的晕的形成，其Mvir=1.8x10^12 Msun，使用了2.34亿个粒子。在z=0时，可以识别出超过10，000个次晕：它们的累积质量函数可以很好地拟合，N（>Msub）= 0.0064（Msub/Mvir）^（-1），直到Msun=4x10^6 Msun。在subhalos的总质量分数为5.3%，而在子结构的表面质量密度的分数在10 kpc的晕中心的投影距离为0.3%。由于最小的已分辨晕的重要贡献，这些分数尚未收敛。在所有较大的卫星上，子结构都很明显，甚至在太阳附近也能分辨出一些暗物质团块。峰值圆周速度超过10公里/秒（5公里/秒）的暗卫星数量为124（812）：其中5（26）个在0.1 Rvir范围内，这是一个在以前的模拟中几乎平滑的区域。从暗物质团块中发射的中性伴子自湮灭伽马射线在每个晕下质量十年中近似是恒定的。因此，虽然在我们的运行的贡献的伽马射线光度的星系晕的子结构总额只有40%的总球平均平滑信号，我们预计这部分增长显着的分辨率进一步增加。从银河系中心8千秒差距处到达基准观测者的预期湮灭伽马射线通量的全天图显示，在当前分辨率下，少量的暗晕开始变得足够明亮，可以从观测者周围的平滑密度场的背景中看到。
2006-11-13 astro-ph
Status of indirect searches in the PAMELA and Fermi era
由于银河系晕中的暗物质粒子的对湮灭，对伽马射线、反质子和正电子的探测是一种可行的间接技术，用于寻找超对称暗物质的特征，其中主要的挑战是从标准生产机制产生的背景中区分信号。新的PAMELA反质子数据与标准的二次生产是一致的，这使我们能够限制奇异贡献的光谱由于中性伴子湮灭。特别是，我们表明，在最小超引力（mSUGRA）的框架下，在clusiphalo的情况下（与clumpiness因子> 10）和大值的tan（beta）> 55，几乎所有的参数空间允许的WMAP被排除在外。相反，PAMELA正电子分数数据显示出无法用次级生产解释的过量。PPB-BETS和ATIC报道了几百GeV电子能谱的一个特征。这些过剩似乎是一致的，并暗示着额外的轻子成分的来源，无论是传统的还是外来的。在这里，我们讨论了间接暗物质搜索的现状和PAMELA和费米伽马射线空间望远镜（费米）实验的前景。
2008-11-21 astro-ph
Adiabatic compression and indirect detection of supersymmetric dark matter
在我们银河系中暗物质分布的建模方面的最新发展指出，有必要考虑一些物理过程以满足观测数据。特别是，绝热压缩模型，其中包括在晕重子气体的影响，显着增加银河系中心区域的暗物质密度。另一方面，超引力模型在标量和高吉诺扇区的非普适性也能显著增大中性伴子湮灭截面。我们表明，这两种效应的结合产生了一个伽马射线通量产生的银河系中心很大程度上可以达到未来的实验，如GLAST。我们还分析了在这个框架中的EGRET多余的数据超过1 GeV，以及最近的数据从CANGAROO和HESS。分析已经进行了施加最新的实验约束，如希格斯质量的下限，\bsg分支比，和μ子$g-2$。此外，最近改进的上界$B(B_s \to μ^+ μ^-)$也被考虑在内。暗物质密度的天体物理学（WMAP）界限也被应用于通过热产生的残余中性伴子密度的理论计算。
2006-01-11 astro-ph gr-qc hep-ph
